Erstellt von Thomas Weyrauch. Quelle: JAXA, JSpOC, Kyodo News

Mit Datum vom 29. Februar 2016 hatte die japanische Agentur für Luft- und Raumfahrtforschung (Japan Aerospace Exploration Agency, JAXA) gemeldet, dass im Rahmen der Inbetriebnahme des Weltraumteleskops Hitomi eine Reihe missionskritischer Operationen an Bord des Raumfahrzeugs erfolgreich abgewickelt wurden und damit die Critical Operation Phase (COP) beendet ist.

Der rund sechs Meter lange Mast der ausfahrbaren optischen Bank (Extensible Optical Bench, EOB) war erfolgreich ausgefahren worden. Mit ausgefahrenem Mast erreichte das Weltraumteleskop mit einer Masse von rund 2,7 Tonnen eine Gesamtlänge von rund 14 Metern.

Das Kühlsystem des Spektrometers für weiche Röntgenstrahlung (Soft X-ray Spectrometer, SXS) wurde am 17. Februar 2016 aktiviert. Am 22. Februar 2016 hatte es ein Temperatur von rund minus 273,1 Grad Celsius bzw. rund 50 Milligrad über dem absoluten Nullpunkt erreicht.

Zuvor hatte das Raumfahrzeug seine beiden Solarzellenausleger ausgefaltet, das Lageregelungssystem hatte für eine stabile Ausrichtung im Raum gesorgt, und eine stabile Kommunikationsverbindung zum Boden war hergestellt worden.

Eben diese Kommunikationsverbindung brach vergangene Woche aus nicht konkret bekannter Ursache ab. Mit Datum vom 27. März 2016 gab die JAXA bekannt, dass eine „Kommunikations-Anomalie“ aufgetreten sei und man nicht in der Lage ist, den Zustand des Satelliten zu ermitteln.

Aktuell geht man bei der JAXA davon aus, dass das Weltraumteleskop am 26. März 2016 seine stabile Ausrichtung im Raum verlor und ihm wegen erheblicher Eigenrotation keine stabile Funkverbindung zur Erde mehr möglich war.

Bahnverfolgungsdaten der US-amerikanischen Weltraumüberwachung sprechen dafür, dass der Orbit von Astro-H abgesenkt wurde. Ursache für die Flughöhenreduzierung von 564,6 × 580,5 km auf 561,0 × 580,1 km ist wahrscheinlich ein bisher nicht verstandenes Ereignis an Bord des Satelliten.

Einige Stunden nach dem Verlust einer stabilen Lage begannen sich verschiedene Teile vom Satelliten abzulösen. Laut JAXA erfuhr das Raumfahrzeug Beschädigungen unbestimmter Art, nachdem es nicht mehr in der Lage war, sich selbst zu stabilisieren.

Das Gemeinschaftliche Zentrum für Raumfahrtaktivitäten des US-amerikanischen Militärs (Joint Space Operations Center, JSpOC) berichtete über den Kurznachrichtendienst Twitter, man gehe nach Analysen eigener Daten davon aus, dass die Ablösung von Teilen vom Weltraumteleskop am 26. März 2016 gegen 1:20 Uhr Weltzeit (UTC) begann.

Am 1. April 2016 waren zehn Astro-H zugeordnete Teile mit eigenen Bahnparametern im Katalog der US-amerikanischen Weltraumüberwachung gelistet.

Die Kyodo News berichteten mit Datum vom 1. April 2016, dass die JAXA von einem Versagen von Ausrüstung an Bord des Teleskops ausgehe und eine Kollision des Teleskops mit Weltraumschrott als Ursache der Schwierigkeiten als unwahrscheinlich betrachte.

Ursache für die missliche Situation könnten ein Versagen des Helium-Behälters, ein Fehler eines Akkumulators zur Stromspeicherung oder ein Treibstoffleck im Antriebssystem sein, heißt es bei den Kyodo News mit Bezug auf Informationen der JAXA. Betankt war Astro-H beim Start mit rund 30 Kilogramm Hydrazin. Das Hydrazin war für die Nutzung durch acht je drei Newton starke Einstoff-Triebwerke gedacht, die es katalytisch zersetzen können. Nicht unmöglich also, dass beispielsweise eines der Triebwerke ein Treibstoffventil hat, das nicht mehr schließt.

Zwischenzeitlich wurden von geeigneten Bodenstadtionen vier Mal Signale empfangen, die sich Astro-H zuordnen lassen. Allerdings war es nicht möglich, den Signalen Informationen über den Zustand des Raumfahrzeugs zu entnehmen.

Sollte sich das Teleskop stabilisieren lassen, und sollte sich das Raumfahrzeug anschließend wenigstens noch teilweise in der beabsichtigten wissenschaftlichen Art und Weise nutzen lassen, wäre das für den Autor eine echte Überraschung. Möglicherweise sind auf Grund der Eigenrotation bereits Bestandteile der wissenschaftlichen Ausrüstung am ausgefahrenen Mast der optischen Bank verloren gegangen.

Astro-H war dafür gedacht, Wissenschaftlern eine neue Durchmusterung des Himmels im Bereich der weichen und harten Röntgen- sowie der weichen Gammastrahlung zu ermöglichen.

Die JAXA hat mitgeteilt, dass eine eventuelle Rettung der Mission eine Angelegenheit von Monaten sein wird. Japanische Ingenieure, Techniker und Wissenschaftler haben in der Vergangenheit bewiesen, dass sie in der Lage sind, lange für angeschlagene Missionen zu kämpfen. Dabei konnten sie bereits bemerkenswerte Erfolge aufweisen. Hoffen wir also auf einen positiven Ausgang!

Astro-H alias Hitomi ist katalogisiert mit der NORAD-Nr. 41.337 und als COSPAR-Objekt 2016-012A.

Diskutieren Sie mit im Raumcon-Forum:

• ASTRO-H auf H-IIA

Der Beitrag Japan: Weltraumteleskop Astro-H in Schwierigkeiten erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Quelle: The Habitable Zone Planet Finder / Pennstate University.

Immerhin wurde Exoplanet Gliese 581-b bestätigt, die Signale von Gliese 581-c und -e haben sich sogar noch verstärkt. Der Planet 581-d ist mit sehr hoher Wahrscheinlichkeit einem Rotationseffekt des Sterns selbst zum Opfer gefallen, da die Signale nach einer methodischen Korrektur der Forscher unter der nötigen Auflösung waren. Auch Planet 581g existiert wohl gar nicht. Zu beachten ist dabei, dass die angenommene Rotationsperiode (ca. 66 Tage) ein Bruchteil der Sternrotationsperiode (130 Tage) ist. Das gleiche gilt für Gliese 581-g mit einer Periode von 33 Tagen.
Exoplaneten zu entdecken ist eine sehr delikate Aufgabe. Auch, wenn es fast täglich Meldungen von neuen Planeten gibt, die um entfernte Sterne kreisen, ist ihre Entdeckung noch lange kein Alltag. In den letzten Jahren wurden verschiedene Methoden entwickelt um Exoplaneten ausfindig zu machen, darunter direkte Methoden über hochgenaue optische Vermessung der Sterne und eher indirekte Methoden. Dazu gehören die vermessene Kreisbewegung, die Positionsvermessung der Sterne oder Messungen der Helligkeit der Sterne, vor denen ein Planet vorbeizieht.

Das System um Gliese 581 wurde mittels der Radialgeschwindigkeitsmethode bestimmt. Dabei werden Spektrallinien des Sterns über einen längeren Zeitraum beobachtet. Die Spektrallinien eines Sterns geben mittels des Dopplereffektes Auskunft darüber, ob sich der Stern auf uns zubewegt (blau verschoben) oder von uns weg (rot verschoben).

Moderne Instrumente können Verschiebungen im subpikometer-Bereich registrieren, was einer Genauigkeit für von wenigen Metern pro Sekunde gleichkommt. Werden nun periodische Bewegungen im Stern registriert, also Rot- und Blauverschiebungen mit wiederkehrenden Abbständen, kann man errechnen, welche Kräfte am Stern wirken müssen. Da bekannt ist, dass zwei massereiche Objekte um ihren gemeinsamen Schwerpunkt kreisen, können mit diesen Daten wiederum Rückschlüsse auf das Vorhandensein von Planeten gezogen werden.

Komplex werden die Bewegungen (und damit die Berechnungen) eines Sterns allerdings, wenn er von mehr als einem massereichen Objekt umkreist wird. Zusätzlich zu diesem Problem der Mehrdeutigkeit gibt es noch andere Phänomene, die diese Methode beeinträchtigen können. Zu nennen sind Messgenauigkeit, Rechenmethode, Sternentyp, Sternenaktivität und Rotationsperiode.

Die Sternenaktivität von Gliese 581 (Spektralklasse M5) ist wohl bekannt und es sind viele Daten verfügbar. Man kann die Sternenaktivität in verschiedenen Spektralbereichen beobachten (z. B. Calzium Linien, Röntgenstrahlen, H-Alpha Linien etc.). Das Team der Pennsylvania State University um Paul Robertson konnte anhand dieser Daten auch die Rotationsperiode von 130 Tagen von Gliese 581 feststellen. Ebenfalls fanden sie eine Antikorrelation zwischen H-Alpha Emissionen und der Radialgeschwindigkeit.

Noch ist nicht verstanden, wie die Rotation von Sternen (sowohl die magnetischen Aktiviäten, als auch die Sonnenflecken) die Verschiebung der Spektrallinien hervorrufen. Aber man ist nun in der Lage, falsche Signale besser zu filtern und Kandidaten mit einem Vielfachen oder Bruchteil der Rotationsperiode ihres Sterns genauer zu untersuchen und ggf. als „falschen Alarm“ zu entlarven. Damit wurde die Entdeckung von Exoplaneten und hoffentlich einer zweiten Erde ein klein wenig alltäglicher gemacht.

Ist die Radialgeschwindigkeit hoch, sind die H-Alpha Linien schwach und umgekehrt (Abb 3.). Dies lässt auf einen direkten Einfluss der Rotationsgeschwindigkeit auf die Dopplermessungen schließen. Dieser Einfluss wurde nun in die vorhandenen Daten eingerechnet und ein korrigiertes Ergebnis veröffentlicht.

Autor: Stephan Keller

Diskutieren Sie mit in Raumcon-Forum:

• Stellare Aktivität täuscht Exoplaneten vor

Verwandte Seiten bei Raumfahrer.net:

• Exoplaneten-Sonderseite

Der Beitrag Falscher Alarm bei Gliese 581 erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Thomas Weyrauch. Quelle: Arianespace, Astrium, ESA, EUMETSAT, SS/L.

Verwendet wurde eine Ariane-5-ECA, die gleich zu Beginn des 29 Minuten breiten Startfensters von der Startrampe ELA-3 zum dritten Flug einer Ariane-5 im Jahr 2012 abhob. Transportiert wurden bei der Mission VA-207 der US-amerikanische Kommunikationssatellit EchoStar XVII (Masse beim Start 6.100 kg) und der europäische Wettersatellit MSG-3 (Startmasse rund 2.000 kg). Beide Satelliten waren zusammen unter einer 17 Meter hohen Nutzlastverkleidung mit einer Masse von rund 2.600 kg untergebracht. EchoStar XVII wurde als erster der Satelliten etwa 28 Minuten nach dem Start ausgesetzt, er saß zuoberst auf der Nutzlaststruktur SYLDA 5 B (SYLDA ist die Abkürzung von „Système de Lancement Double Ariane“, Ariane-Doppelstartvorrichtung). Nach Abstoßen der SYLDA 5 B wurde MSG-3 rund 34 Minuten nach dem Start freigegeben.

Die beiden Satelliten werden aus dem Geotransferorbit mit einem geplanten Perigäum von 249.6 km über der Erde (erreicht 249.6 km, Schätzung Arianespace) und einem geplanten Apogäum von 35.942 km über der Erde (erreicht 35.923 km, Schätzung Arianespace) mit eigenen Antrieben den Geostationären Orbit ansteuern. Die Antriebe müssen auch den Abbau der Rest-Inklination, der verblieben Neigung der Bahn gegen den Erdäquator, von rund 6 Grad bewerkstelligen. EchoStar XVII wird dafür ab dem 8. Juli 2012 seinen mit Monomethylhydrazin (MMH) und Stickstofftetroxid (NTO) betriebenen Apogäumsmotor mit einer Schubkraft von 445 N verwenden und eine einstellige Anzahl von Brennphasen benötigen. MSG-3 soll laut Plan nach vier Brennphasen seiner mit Monomethylhydrazin (MMH) und einer Mischung von Stickstoffoxiden (MON-1, Stickstofftetroxid mit 1% Stickstoffmonooxid) betriebenen Apogäumsmotore mit einer Schubkraft von jeweils rund 420 N und einem Manöver zur Bahnzirkluarisierung knapp 10 Tage nach dem Start den Geostationären Orbit erreichen.

EchoStar XVII ist eine Konstruktion von Space Systems/Loral (SS/L) und basiert auf der 1300er-Satelliten-Plattform. Der auch als Jupiter 1 bezeichnete Satellit wird vom US-amerikanischen Betreiber von Kommunikationssatelliten Hughes Network Systems, LLC (HUGHES) für die Bereitstellung von Breitband-Datenverbindungen eingesetzt werden. EchoStar XVII soll im geostationären Orbit eine Position bei 107,1 Grad West beziehen, um von dort für HUGHES, dem derzeit größten Anbieter von Hochgeschwindigkeits-Internetanbindungen via Satellit in den Vereinigten Staaten, Kunden in Nordamerika zu versorgen. Dafür ist er mit einer Anzahl leistungsfähiger K_a-Band-Transponder ausgerüstet, die zur gleichzeitigen Ausleuchtung von 60 unterschiedlichen Empfangsgebieten nutzbar sind. Der mögliche gleichzeitige Gesamtdurchsatz des Satelliten liegt bei über 100 Gigabit pro Sekunde (Gbits/s).

Mit elektrischer Energie versorgt wird die Kommunikationsnutzlast von EchoStar XVII von zwei Solarzellenauslegern, die dem Raumfahrzeug zusammen eine Spannweite von insgesamt rund 26,07 m geben. Die vorgesehene Standzeit des dreiachsstabilisierten, mit drei Lithium-Ionen-Akkumulatorensätzen ausgestatteten Satelliten im Orbit beträgt 15 Jahre. An deren Ende erwartet man von den beiden Solarzellenauslegern die Bereitstellung von immer noch 16,1 Kilowatt elektrischer Leistung. Bisher ist nicht bekannt geworden, dass es nach dem Start Schwierigkeiten beim Entfalten der Solarzellenausleger, so wie es unlängst nach dem Transport von Intelsat 19 auf einer Zenit-3SL-Rakete ins All geschehen war, gegeben hätte. Statt dessen berichtete SS/L am 6. Juli 2012, dass EchoStar XVII vorgesehene Manöver nach dem Start wie geplant ausgeführt hat und seine beiden Solarzellenausleger entfaltet wurden.

MSG-3 soll für die europäische Organisation zum Betrieb von Wettersatelliten (EUMETSAT, European Organisation for the Exploitation of Meteorological Satellites) im All voraussichtlich den am 28. August 2002 ebenfalls auf einer Ariane-5-Rakete gestarteten MSG-1 alias Meteosat-8, der aktuell als Reservesatellit fungiert, ersetzen. An einer Position bei 0 Grad im Geostationären Orbit über dem Golf von Guinea will man MSG-3 in Betrieb nehmen. Dort soll er rund 10 Tage nach dem Start an EUMETSAT übergeben werden. Dann wird MSG-3 auch seine operationelle Bezeichnung Meteosat-10 erhalten.

Der wie MSG-1 unter Regie des Hauptauftragnehmers Thales Alenia Space konstruierte spinnstabilisierte Wettersatellit kann in 12 unterschiedliche Frequenzbereichen, davon vier im Bereich des sichtbaren Lichts, und acht im Infraroten, Bilddaten erfassen. Dafür sorgt ein SEVIRI für Spinning Enhanced Visible and Infrared Imager genanntes, von Astrium gebautes Instrument. Die von SEVIRI bei einer Rotationsgeschwindigkeit des Satelliten von 100 Umdrehungen pro Minute erfassten und an Bord von MSG-3 aufgezeichneten Informationen können turnusmäßig alle 15 Minuten zu Erde übertragen werden. Eine einzelne Ansicht wird dabei mehr als ein Drittel der Erdoberfläche zeigen. Gleichzeitig abgebildet werden kann ein Bereich, der vom Nordpol zum Südpol und von Chile bis Indien reicht.

Die Energieversorgung der Satellitensysteme von MSG-3 erfolgt durch Solarzellen auf der Außenhaut des zylinderförmigen Raumfahrzeugs. Die Zellen sind auf acht getrennte Bereiche der Oberfläche verteilt. Sieben der Bereiche haben die gleiche Größe, der achte hat wegen des Ausschnitts für das Sichtfeld von SEVIRI in der Außenhaut des Satelliten eine etwas größere Ausdehnung. Die wirksame Oberfläche ist bei allen acht Bereichen die gleiche. Am Ende der projektierten Einsatzdauer von 7 Jahren sollen die Solarzellen von MSG-3 noch rund 700 Watt elektrische Leistung bereitstellen können. Für die Stromspeicherung besitzt der Satellit zwei Nickel-Cadmium-Akkumulatorensätze.

Vor EchoStar XVII besorgte Arianespace den Transport von 36 anderen von SS/L hergestellten Satelliten in den Weltraum. VA-207 mit EchoStar XVII und MSG-3 auf der Rakete L563 war beim 63. Start einer Ariane 5 die 49. erfolgreiche Ariane-5-Mission in Folge. Bei der Mission VA-207 wurde laut Arianespace bei einer Gesamtstartmasse von rund 780 Tonnen (laut Astrium rund 774 Tonnen) eine Gesamtnutzlast von 9.647 Kilogramm transportiert, von denen nach Angaben von Arianespace 7.563 Kilogramm auf die beiden Satelliten entfielen.

EchoStar XVII ist katalogisiert mit der NORAD Nr. 38.551 bzw. als COSPAR-Objekt Nr. 2012-035A. MSG-3 ist katalogisiert mit der NORAD Nr. 38.552 bzw. als COSPAR-Objekt Nr. 2012-035B.

Diskutieren Sie in unserem Forum mit:

• Ariane-5 ECA VA-207 mit *MSG-3* und *Echostar XVII*

Der Beitrag Ariane-5-Start mit Wetter- und Kommunikationssatellit erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Klaus Donath. Quelle: NovKos, Raumcon. Vertont von Peter Rittinger.

Die Objekte wurden von dem „Space Detection and Tracking System“ (deutsch: Weltraumortungs- und Objektverfolgungssystem) erfasst und sind etwa 10cm groß bei einer geschätzten Masse von 500 Gramm. Die beiden Teile sind mit heutigem Datum bereits in die Erdatmosphäre eingetreten. Es ist weiterhin nicht klar, worum es sich bei den beiden Teilen gehandelt hat. Für Phobos-Grunt selbst wird der Wiedereintritt im Moment zwischen dem 6. und dem 18. Januar prognostiziert.

Zudem gibt es Meldungen, dass Phobos-Grunt angefangen hat unkontrolliert zu rotieren, nachdem bis zum Zeitpunkt der (wenigen) Kontakte ein stabile Fluglage erkennbar war. Die ESA teilte bereits am 2. Dezember 2011 mit, dass in Absprache mit den russischen Missionsmanagern ihre Unterstützung bei der Bahnverfolgung der Sonde beendet wurde.

Phobos-Grunt sollte zum gleichnamigen Mond Phobos fliegen, der den Mars umkreist. Dort sollte die Sonde landen und eine Bodenprobe wieder zurück zur Erde schicken. Das die Mission gescheitert ist, scheint vor allem an mangelnder Finanzierung zu liegen, welche kaum umfangreiche Tests der Systeme zuließ. Die Mission war von Anfang an riskant, dass sie aber schon im Erdorbit scheitert, ist für Russlands Raumfahrtprogramm eine weitere Blamage, nachdem auch in der Vergangenheit so gut wie alle Versuche den Mars zu erforschen gescheitert sind.

Raumcon:

• Fobos-Grunt / Yinghuo-1
• Phobos-Grunt auf Zenit-2M

Der Beitrag Phobos-Grunt zeigt Auflösungserscheinungen erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Günther Glatzel. Quelle: JAXA (IKAROS-Blog).

Genau sind es derzeit 1,1 Umdrehungen pro Minute. Die kleine Subsonde DCAM 2 entfernt sich langsam von IKAROS und übermittelt weiterhin Bilddaten. Die Datenrate hat sich verringert, was entweder an der wachsenden Entfernung oder der nachlassenden Sendeleistung aufgrund der sich entleerenden Batterie liegt.
Bei DCAM 1 wurde an den vergangenen Tagen der Auswurfmechanismus getestet. Mit dem Aussetzen kann man sich aber Zeit lassen. Zunächst will man alle Bilddaten von DCAM 2 empfangen und anschließend zur Erde übertragen.

IKAROS befindet sich weiterhin in gutem Zustand und ist mittlerweile 11,3 Millionen Kilometer von der Erde entfernt.

Raumcon:

• IKAROS-Thema seit 16. Juni

Der Beitrag IKAROS rotiert langsam erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Lars-C. Depka. Quelle: Lars-C.Depka.

Abgesehen davon, ob und inwieweit beim Anfang der Welt ein höherer Plan eine Rolle gespielt haben mag oder nicht, blicken wir auch heute noch auf Sterne, Planeten oder Monde als kugelförmige Objekte, wenn auch nicht mehr ganz mit den Präzisionsvorstellungen früherer Zeiten.
Eine gänzlich andersartige Erscheinungsform nehmen allerdings die kleineren Himmelskörper wie Kometen oder Asteroide ein, die häufig eine irreguläre Struktur aufweisen. Hin und wieder werden sie gar als kosmische Kartoffeln tituliert (wie beispielsweise der Marsmond Phobos).

Doch warum ist das so? Welche Voraussetzungen spielen bei der Form, die ein Himmelsobjekt einmal einnehmen wird, eine entscheidende Rolle?

Sein zukünftiges Erscheinungsbild wird von zwei wesentlichen Faktoren bestimmt. Zum einen von dem Verhältnis zwischen der Gravitation und der Festigkeit des Körpers, zum anderen von seinem Rotationsimpuls. Kleinere Körper wie Asteroide beispielsweise verfügen aufgrund ihrer geringen Masse über eine bedeutungslose Gravitation, die nicht in der Lage ist, die größeren Silikatanteile oder schwereren Elemente im Kern in eine kugelförmige Gestalt zu zwingen.

Um eine sphärische Gestalt zu erreichen, ist die Erlangung des sogenannten hydrodynamischen Gleichgewichts erforderlich. Grundsätzlich bezeichnet es ein Gleichgewicht zwischen Gravitation und Auftrieb, allgemeiner betrachtet ist es der Ausgleich einer Kraft und eines Druckgradienten, also das Verhältnis von Druckdifferenz und dem Abstand zweier Punkte. Erst die signifikant erhöhte Masse und Gravitation größerer Monde und Planeten ermöglicht die vermeintlich perfekte Kugelform. Unabhängig von der materiellen Zusammensetzung eines Körpers ist jedoch gleichzeitig auch ein Durchmesser von wenigstens einigen hundert Kilometern notwendig, um eine kugelförmige Erscheinungsform zu etablieren, wie es die beiden größten Asteroiden des Hauptgürtels, Vesta und Ceres, vormachen.

Dabei kann eine Art Abhängigkeitsverhältnis oder Kausalität zwischen Masse und unebenen Oberflächenmerkmalen – die einer perfekten Kugel entgegenstehen – verzeichnet werden. Wie auch auf der Erde, lassen sich auf Oberflächen ferner Planeten ebenfalls Berge oder Täler beobachten. Ihre Ausformungen gehen jedoch analog mit höherer Gravitation deutlich zurück. Je massereicher also ein kosmisches Objekt, umso kleiner sind beispielsweise seine Berge. Der virtuell auf die Oberfläche eines Neutronensterns mit typischerweise einem Durchmesser von wenigen Dutzend Kilometern und 1,4- bis 3-facher Sonnenmasse versetzte Mount Everest wäre dort mit einer Maximalhöhe von weniger als zwei Zentimetern alles andere als imposant anzusehen.

Die Rotation ist das zweite wesentliche Kriterium, welches die Gestalt eines Körpers beeinflusst. Sie ist im Gegensatz zur reinen Translation nicht als Bewegung, die den Schwerpunkt des Körpers durch den Raum bewegt, zu verstehen, sondern ist vielmehr eine Bewegung des Körpers um seine Rotationsachse. Die Punkte, die auf dieser Achse liegen, bleiben auf ihr, alle anderen Punkte bewegen sich mit einer Geschwindigkeit, die sich proportional zur Entfernung von der Achse verändert, auf einer Kreisbahn. Die (Rotations-)Achse kann sich dabei im Körper selbst befinden, was zu einer Eigenrotation führt (Rotation um die eigene Achse), oder vom Körper entfernt liegen, was dann als Rotationssystem bezeichnet wird (Rotation um eine gemeinsame Achse). Ursache für die Rotation ist in jedem Fall jedoch die Einwirkung eines Drehmomentes aus der Anfangszeit des Sonnensystems.

Der Asteroid (216) Kleopatra etwa beschreibt bei einer mittleren Dichte von etwa 3,5 g/cm³ eine volle Rotation in weniger als 5,5 Stunden, was ihn inzwischen zu einem Hundeknochen mit den Ausmaßen 217 x 94 x 81 km auseinandergezogen hat.

Doch auch die großen Planeten des Sonnensystems sind nicht ganz immun gegen den Einfluss ihrer eigenen Rotation. Denn je höher seine Rotationsgeschwindigkeit, umso größer wird der Planetenumfang am Äquator und umso abgeplatteter wird er an seinen Polen. Dieser Effekt ist selbst bei unserer Erde zu beobachten, deren Durchmesser über den Polen um 24,7 km kleiner als der um den Äquator ist. Der Abstand vom Erdmittelpunkt zum Äquator beträgt ca. 6.378 km, bis zum zu den Polen ist es von der gleichen Stelle aus gemessen nur etwa 6.353 km weit. Doch auch das Ellipsoid ist nur die nächstbessere Annäherung an die wahre Gestalt der Erde. Denn natürlich ist auch die Oberfläche der Erde nicht ebenmäßig, sondern variiert in ihren Extremen von der tiefsten Stelle unter den Ozeanen (der Witjastiefe 1) bis hoch zum Gipfel des Mount Everest um mehr als 18 km. Und selbst, wenn wir uns bei der Betrachtung der Erde und ihrer Form nur auf die Ozeane bezögen, die ja immerhin rund zwei Drittel der Erdoberfläche ausmachen, gibt es kein perfektes „Normalnull“ oder Ellipsoid.

Heute weiß man sehr genau von lokalen Bergen und Tälern selbst auf der Meeresoberfläche. Zwischen der am tiefsten gelegenen Meeresoberfläche im Indischen Ozean und dem höchsten Berg der Weltmeere im Atlantik gibt es immerhin einen Höhenunterschied von 200 Metern, was bedeutet, dass zumindest der höchste Berg Schleswig-Holsteins um knappe, aber durchaus beeindruckende 20% an Höhe übertroffen wird. Unterschiedliche Massenverteilungen im Erdinneren sind für die deformierten Wasseroberflächen verantwortlich.

Unser Heimatplanet ist also wohl auch eher eine unförmige Kartoffel mit zahllosen Dellen, Erhebungen, Bergen und Tälern. Wer könnte da also noch von einer perfekten Kugel sprechen? Was eben aus der Ferne betrachtet durchaus noch als Kugel durchgehen kann, entpuppt sich bei genauem Hinsehen, wie Phobos auch, als Erdapfel, oder vielleicht Sphäroid, wenn man denn die mutmaßlich etwas aufgeklärtere Typisierung bevorzugen wollte.

Der Beitrag Das Kreuz mit dem Kreis erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Autor: Christine Gnahm

Geschichtliches

Die „Geschichte“ der Neutronensterne beginnt 1932 mit der Entdeckung des Neutrons durch James Chadwick. Noch im gleichen Jahr diskutiert Lew Landau die Möglichkeit, dass stabile Sterne aus Neutronen existieren könnten. Diese Idee wird zwei Jahre später von Walter Baade und Fritz Zwicky aufgegriffen, die bei der theoretischen Beschreibung von Supernova-Explosionen den Neutronenstern als mögliches Endprodukt annehmen. 1939 rechnen J. R. Oppenheimer und G. M. Volkoff erste Modelle für Sterne aus entarteter Neutronenmaterie. In dieser Zeit wird vermutet, dass Neutronenkerne die Energiequelle massiver normaler Sterne sein könnten. Doch mit dem Verständnis der thermonuklearen Fusion flaut das Interesse an Neutronensternen wieder ab – nicht zuletzt, da es kaum möglich erscheint, solche kompakten und leuchtschwachen Objekte zu beobachten. Erst knapp dreißig Jahre später rücken die Neutronensterne wieder in den Mittelpunkt des Interesses: 1967 entdecken Jocelyn Bell und Antony Hewish den ersten Pulsar.

Pulsare

Pulsare zeichnen sich dadurch aus, dass sie elektromagnetische Strahlungspulse in sehr regelmäßigen Abständen aussenden. Bei den meisten Pulsaren liegt die beobachtete Strahlung im Radiobereich, es gibt allerdings auch Pulsare, von denen optische, Röntgen- und sogar Gamma-Strahlung beobachtet werden kann. Die Perioden der Pulse liegen zwischen 1,5 ms und 11 s und sind außergewöhnlich stabil – so stabil, dass manche Pulsare als Uhren verwendet werden können, deren Präzision Atomuhren Konkurrenz macht. Jedoch bleibt die Periode nicht auf Dauer konstant, sondern wird mit der Zeit länger. All diese Eigenschaften lassen nur eine Erklärung zu, die 1968 von Gold vorgeschlagen wurde: Bei den Pulsaren handelt es sich um schnell rotierende Neutronensterne mit extrem starken Magnetfeldern bis hin zu 10¹⁵ Gauss (zum Vergleich: Das Erdmagnetfeld ist etwa 0,5 G stark). Sowohl die hohen Frequenzen als auch die starken Magnetfelder rühren von der Entstehung der Neutronensterne in Supernova-Explosionen her, bei denen der verbleibende Teil des ursprünglichen Sterns auf einen Radius von etwa 12 km zusammenschrumpft. Da gleichzeitig sein Drehimpuls erhalten bleibt, beschleunigt sich die Rotation und das ursprünglich schwache Magnetfeld wird extrem verstärkt.

Wie ein Dynamo erzeugt der schnell rotierende Neutronenstern mit seinem starken Magnetfeld elektrische Feldstärken um

an seiner Oberfläche, mit denen Teilchen zu ultrarelativistischen Geschwindigkeiten

beschleunigt werden. Dadurch kommt es zu einer lawinenartigen Elektron-Positron-Paarerzeugung und schließlich zur gerichteten Abstrahlung elektromagnetischer Wellen.
Der genaue Prozess dieser Abstrahlung ist noch nicht verstanden. Viele beobachtete Eigenschaften können jedoch mit einem einfachen Modell erklärt werden, in dem man sich den Neutronenstern als magnetischen Dipol vorstellt. Dabei wird die Strahlung entlang der magnetischen Feldlinien abgegeben, die von den magnetischen Polen ausgehen. Die Achse des magnetischen Dipols fällt in der Regel nicht mit der Rotationsachse des Sternes zusammen und der Kegel, in dem die Abstrahlung der elektromagnetischen Wellen stattfindet, rotiert zusammen mit den magnetischen Polen. Dabei entsteht ein Leuchtturmeffekt: Nur, wenn der Kegel die Erde streift, können wir ein Signal beobachten. Deswegen sehen wir Pulse mit der Rotationsfrequenz des Neutronensterns. Die für diese Abstrahlung benötigte Energie wird bei gewöhnlichen Pulsaren der Rotationsenergie entzogen. Dadurch wird die Rotationsperiode mit der Zeit länger. Diese Periodenzunahme

liegt typischerweise bei etwa 10^-15. Interessanterweise kann die Verlangsamung der Rotation dazu genutzt werden, das Alter des Pulsars t abzuschätzen. Dazu setzt man im Dipolmodell die Abnahme der Rotationsenergie mit der abgestrahlten Energie eines magnetischen Dipols gleich. Definiert man sich als spezifische Größe die charakteristische Zeit

, so kann man einen direkten Zusammenhang zwischen

und dem Alter t des Neutronensterns berechnen:

für f₀ << f_i.

Dabei ist f₀ die heute beobachtete Rotationsfrequenz und f_i die Rotationsfrequenz zum Zeitpunkt t=0. Geht man von der – unrealistischen – Annahme aus, dass der Pulsar direkt nach seiner Entstehung unendlich schnell rotiert ist, kann der zweite Term vernachlässigt werden. Da die anfängliche Rotation des Pulsars auf jeden Fall langsamer war, stellt

eine obere Grenze des wahren Sternalters dar. Pulsare mit einer Periode von etwa 1 s und einer Periodenänderung von ungefähr 10^-15 sind demnach ein bis zehn Millionen Jahre alt.

Die erste Beobachtung, die die Erklärung von Pulsaren als rotierende Neutronensterne bestätigt, erfolgt 1968. In diesem Jahr wird ein Pulsar im Krebsnebel entdeckt. Der Krebsnebel entstand bei einer Supernova in der Milchstraße, die im Jahr 1054 von chinesischen, japanischen und arabischen Astronomen beobachtet wurde. Sie war so hell, dass man sie sogar bei Tag sehen konnte. Bei seiner Explosion schleuderte der sterbende Stern seine äußere Hülle ins Weltall, die mit großer Geschwindigkeit auf das interstellare Medium prallte und dadurch als leuchtender Nebel sichtbar war. Im Zentrum des Krebsnebels blieb als letzter Überrest des Sternes ein Pulsar. Er rotiert sehr schnell in nur 30 ms. Aus der Abbremsung seiner Rotation kann man als charakteristisches Alter

=1.240 Jahre bestimmen – was gut mit dem tatsächlichen Alter von 954 Jahren übereinstimmt.

Eine weitere Bestätigung von Golds Theorie ist die Beobachtung, dass der aus der Abbremsung berechnete Energieverlust in etwa dem Betrag entspricht, der zum Antreiben des Krebsnebels notwendig ist. Der Krebspulsar kann damit als erster Pulsar mit einem Supernova-Überrest in Verbindung gebracht werden.

Millisekundenpulsare und Magnetare

In Abbildung 2 sind neben den gewöhnlichen Radiopulsaren, die eine Periode um 1 s besitzen und den Großteil der beobachteten Pulsare ausmachen, noch zwei weitere Gruppe von Pulsaren zu sehen. Links unten im Diagramm, mit sehr viel kürzeren Perioden (im Millisekundenbereich), schwächeren Magnetfeldern (10⁸-10⁹ G) und einer vier bis sechs Größenordnungen langsameren Abbremsung, liegen die Millisekundenpulsare (MSPs). Sie sind ein bis zehn Milliarden Jahre alt und damit sehr viel älter als normale Pulsare. Die meisten Millisekundenpulsare befinden sich in Doppelsternsystemen. Man vermutet, dass sie ursprünglich alte, langsam rotierende Pulsare waren. Durch Akkretion – die Übertragung von Masse und Drehimpuls – von ihrem Begleitstern werden sie in einer Art „Recycling-Prozess“ zu neuer und schneller Rotation angetrieben.

Eine andere Pulsarfamilie sind die Magnetare. Sie befinden sich rechts oben im Diagramm und sind nur bei hohen Energien im Röntgen- oder Gamma-Bereich detektierbar. Sie besitzen die größten Magnetfelder um 10¹⁵ G. Man geht davon aus, dass bei ihnen – im Gegensatz zu Radiopulsaren und MSPs – die Abstrahlung nicht durch die Rotationsenergie, sondern hauptsächlich durch den Zerfall der extrem starken Magnetfelder angetrieben wird.

Mehr über Neutronensterne können Sie im nächsten Teil dieser Artikelreihe nachlesen, der in Kürze erscheint.

Der Beitrag Neutronensterne 1: Pulsare erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Christian Bewermeyer. Quelle: STFC.

Richard Miles, ein 56-jähriger Astronom aus Südwest-England, machte seinen aufregenden Fund am 29. April, indem er das Faulkes Telescope South in Australien von seiner Heimat aus fernsteuerte. Während seiner Beobachtungen stieß er auf 2008 HJ. Dieser neuentdeckte Asteroid dreht sich in nur 42,7 Sekunden um sich selbst, womit er 2000 DO8, mit 78 Sekunden der bisherige Rekordhalter, ablöst.

Miles´ Entdeckung ist ein Erfolg für das neue Faulkes Telescope Project, bei dem Teleskope in Australien und Hawaii benutzt werden, um relativ kleine Asteroiden zu erforschen. An diesem Projekt nehmen auch Schüler teil, um für je eine halbe Stunde eines der Teleskope über das Internet zu steuern. Bereits im April wurde hierbei der Asteroid 2008 GP3, der immerhin nur 11 Minuten für eine Umdrehung benötigt, gefunden. 2008 HJ war erst das vierte Objekt, dass während der Studie beobachtet wurde.
2008 HJ ist wahrscheinlich ein dichter, steiniger Körper mit einer Größe von 12 x 24 Metern. Obwohl er damit kleiner als ein Tennisplatz ist, wird angenommen, dass 2008 HJ mehr als 5.000 Tonnen wiegt. Als der Asteroid an der Erde vorbeizog, bewegte er sich mit einer Geschwindigkeit von fast 45 Kilometern pro Sekunde. 2008 HJ befindet sich derzeit ca. 1 Million Kilometer von der Erde entfernt.

Für Dr. Paul Roche, den Direktor des Faulkes Telescope Project von der Cardiff University, stellt der Fund die Fähigkeiten von Amateurastronomen und Schülern dar, spannende wissenschaftliche Ergebnisse hervorzubringen. „Indem man Richard Zugang zu großen Teleskopen verschafft hat, haben wir den bisherigen Rekord unterboten.“
Das Wissen über den Bestand an kleinen, erdnahen Asteroiden ist immer noch sehr gering, so dass Schulen und andere Einrichtungen zur Erforschung unserer Nachbarn beitragen können. Man nimmt an, dass die meisten Asteroiden bei Kollisionen von größeren Körpern als Fragmente übriggeblieben sind.

Der Beitrag Sterngucker findet rekordbrechenden Asteroiden erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Michael Stein. Quelle: NASA.

In ihrem ersten Statusbericht für den am letzten Dienstag gestarteten Mars Exploration Rover A („Spirit“) berichtet das Jet Propulsion Laboratory (JPL) der NASA weiterhin, dass die Drallrate des Raumfahrzeugs wie geplant reduziert und die Sternenkamera aktiviert worden ist.

Nach Abtrennung von der dritten Stufe der Delta II-Trägerrakete rotierte Spirit noch mit 12,03 Umdrehungen pro Minute um die eigene Längsachse. Die dritte Raketenstufe und Spirit hatten vor der Abtrennung von der zweiten Delta II-Stufe einen Drall erhalten, um ihre Lage im Raum zu stabilisieren. Mit Hilfe kleiner Steuerdüsen der so genannten Cruise Stage wurde einen Tag nach dem Start diese Eigendrehung auf ungefähr zwei Umdrehungen pro Minute reduziert. Diese Drallrate wird nun für den gesamten Flug bis zur Ankunft beim Mars beibehalten werden, um eine einseitige Erwärmung des Raumfahrzeugs durch die Sonneneinstrahlung zu verhindern.

Nach erfolgter Reduzierung der Drallrate konnte der Sternenscanner der Cruise Stage damit beginnen, die genaue Lage des Raumfahrzeugs im All durch Erkennung von Sternenkonstellationen zu bestimmen.

In Kürze wird das JPL-Navigationsteam auch den Zeitpunkt sowie die genauen Parameter für die erste Kurskorrektur von Spirit festlegen. Während der knapp siebenmonatigen Reise zum Roten Planeten sind mehrere solcher TCMs (= Trajectory-Correction Maneuvers) geplant, um Abweichungen vom geplanten Kurs zu korrigieren.
48 Stunden nach dem Start hat Spirit bereits eine Wegstrecke von rund 5.630.000 Kilometer zurückgelegt und sich dabei 610.000 Kilometer von der Erde entfernt. Die Landung des ersten amerikanischen Mars-Rovers auf unserem äußeren Nachbarplaneten ist für den 4. Januar 2004 geplant, der baugleiche Zwillingsbruder Opportunity soll dann – sofern sein für Ende Juni geplanter Start ohne Probleme gelingt – Ende Januar auf der entgegengesetzten Seite des Mars niedergehen.

Der Beitrag Mars-Rover: Spirit in guter Verfassung erschien zuerst auf Raumfahrer.net.